Sagitario A*

Sagitario A*
Estrella

Imagen de la sombra del agujero negro Sagitario A*, obtenida en el rango de radio utilizando el Event Horizon Telescope .
Historia de la investigación
abrelatas Observatorio Nacional de Radioastronomía [3] y Robert Hanbury Brown [4]
fecha de apertura 14 de febrero de 1974
Datos observacionales
( época J2000.0 )
Tipo de fuente de radio
ascensión recta 17 h  45 min  40,05 s
declinación −29° 0′ 27.90″
Distancia 27,00 ± 0,10 mil  St. años (
8,827 ± 0,030 [1]  kpc )
Constelación Sagitario
características físicas
Peso (4,297 ± 0,042) 10 6 METRO ⊙ [1] METRO ⊙ 
Parte desde Centro Galáctico [5]
Códigos en catálogos
CXOGC J174540.0-290027 y [SKM2002] 28
Información en bases de datos
SIMBAD datos
Fuentes: [2]
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Sagittarius A* ( lat.  Sagittarius A*, Sgr A* ; pronunciado "Sagittarius A con un asterisco") es una fuente de radio compacta ubicada en el centro de la Vía Láctea , es parte de la fuente de radio Sagittarius A. También emite en infrarrojo, rayos X y otros rangos. Es un objeto de alta densidad: un agujero negro supermasivo [6] [7] [8] rodeado por una nube de gas caliente que emite radio de aproximadamente 1,8 pc de diámetro [9] . La distancia a la fuente de radio es (27,00 ± 0,10) mil . años , la masa del objeto central es (4,297 ± 0,042) millones de M ⊙ [1] [10] . Los datos del radiotelescopio VLBA indican que el agujero negro en sí representa al menos una cuarta parte de la masa total del objeto Sgr A*, y el resto de la masa cae sobre la materia que rodea el agujero negro, así como las estrellas vecinas y nubes de gas [11] .

El 12 de mayo de 2022, los astrónomos que observaban con el Event Horizon Telescope publicaron una foto de Sagitario A*, lo que confirma que el objeto contiene un agujero negro. Esta es la segunda imagen confirmada de un agujero negro [12] [13] [14] .

Características

Distancia: 26.996 ± 100 años luz (8277 ± 42 parsecs ) [1] . Radio: no más de 45 a. es decir (6732 millones de km), no menos de 12,7 ± 1,1 millones de km (radio de Schwarzschild). Masa: (4,297 ± 0,042)⋅10 6 M ⊙ [1] . Temperatura de brillo : alrededor de 1⋅10 7 K.

Historial de descubrimientos

El 16 de octubre de 2002, un equipo de investigación internacional del Instituto Max Planck dirigido por Rainer Schödel informó sobre las observaciones del movimiento de la estrella S2 alrededor del objeto Sagitario A* durante un período de diez años. Las observaciones demostraron que Sagitario A* es un objeto de enorme masa [15] . Al analizar los elementos de las órbitas, primero se determinó que la masa del objeto es de 2,6 millones M⊙ , esta masa está encerrada en un volumen de no más de 17 horas luz ( 120 AU ) de diámetro. Las observaciones posteriores establecieron un valor de masa más preciso: 3,7 millones de M ⊙ y un radio de no más de 6,25 horas luz ( 45 AU ) [16] [17] . A modo de comparación: Plutón está a 5,51 horas luz del Sol. Estas observaciones sugirieron que Sagitario A* es un agujero negro.

En diciembre de 2008, investigadores del Instituto Max Planck de Física Extraterrestre publicaron datos actualizados sobre la masa del supuesto agujero negro supermasivo basados ​​en los resultados de observaciones durante 16 años [18] . Ascendió a 4,31 ± 0,36 millones de masas solares. Reinhard Genzel , el líder del equipo, señaló que este estudio es la mejor evidencia experimental de la existencia de agujeros negros supermasivos [19] . Observaciones recientes con alta resolución angular a una longitud de onda de 1,3 mm muestran [20] que el diámetro angular de la fuente es de 37 microsegundos de arco , lo que a esta distancia corresponde a un diámetro lineal de 44 millones de km (comparar con el perihelio de Mercurio ) órbita s , 46 millones de km ). Dado que el radio gravitatorio de un objeto de masa M es R g = 2,95( M / M ⊙ ) km , para una masa dada es (12,7 ± 1,1) millones de km, y el radio de la fuente medido es sólo el doble del radio gravitacional del objeto. objeto central. Esto es consistente con la existencia esperada de un disco de acreción radiante alrededor de un agujero negro. Independientemente, un grupo de científicos dirigido por Andrea Ghez , que realizó observaciones en el Observatorio Keck , llegó a las mismas conclusiones . En 2020, Genzel y Ghez recibieron el Premio Nobel por el descubrimiento de este objeto .

La naturaleza del movimiento de las estrellas en la vecindad de Sgr A* muestra que el agujero negro no gira en absoluto o lo hace muy lentamente [21] [22] .

Para 2021, las mediciones más precisas de la masa del objeto fueron realizadas por la colaboración GRAVITY, que estudió el movimiento de las estrellas en el cúmulo S ( S2 , S29, S38, S55) en el infrarrojo . La medición precisa de los parámetros orbitales hizo posible estimar la masa del cuerpo central con gran precisión. ella es igual

Observaciones de radio

Durante mucho tiempo el centro de nuestra Galaxia, cuya posición aproximada (la constelación de Sagitario) se conocía a partir de observaciones ópticas, no estuvo asociado a ningún objeto astronómico compacto.

En 1931, Karl Jansky llevó a cabo experimentos que se consideran el comienzo de la radioastronomía (ver Historia de la radioastronomía ). En ese momento, Jansky trabajaba como ingeniero de radio en el sitio de prueba de Bell Telephone Labs . Se le encomendó investigar la dirección de llegada del ruido del rayo . Para ello, Karl Jansky construyó una antena unidireccional polarizada verticalmente como el lienzo de Bruce. El trabajo se realizó sobre una onda de 14,6  m (20,5  MHz ) [23] . En diciembre de 1932, Jansky presentó los primeros resultados obtenidos con su configuración [24] . Se informó sobre el descubrimiento de "... un silbido constante de origen desconocido". Jansky argumentó que esta interferencia provoca “un silbido en los auriculares, que es difícil de distinguir del silbido que provoca el ruido del propio equipo. La dirección de llegada de la interferencia sibilante cambia gradualmente durante el día, realizando una rotación completa en 24 horas. Basado en el efecto de 24 horas, Jansky sugirió que la nueva fuente de interferencia podría estar relacionada con el Sol hasta cierto punto . En sus dos artículos siguientes, en octubre de 1933 y octubre de 1935 , Karl Jansky llega gradualmente a la conclusión de que la fuente de su nueva interferencia es la región central de nuestra galaxia [25] . Además, la mayor respuesta se obtiene cuando la antena se dirige al centro de la Vía Láctea [26] . Jansky reconoció que los avances en radioastronomía requerirían antenas más grandes y nítidas que pudieran orientarse fácilmente en varias direcciones. Él mismo propuso el diseño de una antena parabólica con un espejo de 30,5 m de diámetro para operar en ondas métricas. Sin embargo, su propuesta no recibió apoyo en los EE.UU. [23] .

En 1937, el primer radiotelescopio con espejo parabólico fue construido por Grote Reber , un radioaficionado de Whitton ( EE.UU. , Illinois ). El radiotelescopio estaba ubicado en el patio trasero de la casa de los padres de Grout, tenía forma parabólica y un diámetro de antena de unos 9 metros. Usando el instrumento, Grout construyó un mapa del cielo de radio, que muestra claramente las regiones centrales de la Vía Láctea y las fuentes de radio brillantes Cygnus A ( Cyg A ) y Cassiopeia A ( Cas A ) [27] .

En 1960, Jan Oort y G. Rogur establecieron que en las inmediaciones (menos de 0,03°) del centro galáctico hay una fuente de radio Sagittarius A (Sgr A) [28] . En 1966, D. Downes y A. Maxwell, resumiendo los datos de las observaciones de radio en los rangos de decímetros y centímetros, llegaron a la conclusión de que el pequeño núcleo de la galaxia es un objeto con un diámetro de 10 pc asociado con la fuente Sagitario-A. [29] .

A principios de la década de 1970, gracias a las observaciones en el rango de ondas de radio, se supo que la fuente de radio Sagittarius-A tiene una estructura espacial compleja. En 1971, Downes y Martin, mientras observaban con el Radiotelescopio de Cambridge con una línea de base de 1,6 km a frecuencias de 2,7 y 5 GHz con resoluciones de 11″ y 6″, respectivamente, encontraron que la fuente de radio consiste en dos nubes difusas ubicadas en una distancia de 1′ entre sí: la parte oriental (Sgr A) emite un espectro de ondas de radio no térmicas , y la parte occidental (Sgr A*) es una nube emisora ​​de radio de gas ionizado caliente con un diámetro de unos 45 ″ (1,8 ud) [9] . En 1974, B. Balik y S. Sanders realizaron el mapeo de la fuente de radio Sagittarius-A en las frecuencias de 2,7 y 8,1 GHz con una resolución de 2″ en el radiotelescopio de 43 metros del Observatorio Nacional de Radioastronomía (NRAO) [ 30] . Ambas fuentes de radio resultaron ser formaciones compactas de menos de 10″ de diámetro ( 0,4 pc ) rodeadas de nubes de gas caliente. La imagen de Sagitario A* en la línea espectral del hidrógeno (línea de recombinación de 1,3 mm H30α), obtenida mediante el complejo radiotelescopio ALMA , permitió determinar que su disco de acreción está girando. La masa del disco de acreción puede ser de 0,00001 a 0,0001 M ⊙ y la tasa de caída del material puede ser de 2,7 × 10 −10 M ⊙ por año [31] [32] .

Comienzo de las observaciones infrarrojas

Hasta finales de la década de 1960, no había herramientas efectivas para estudiar las regiones centrales de la Galaxia, ya que densas nubes de polvo cósmico, que cubren el núcleo galáctico del observador, absorben completamente la radiación visible proveniente del núcleo y complican significativamente el trabajo en el alcance de la radio.

La situación ha cambiado radicalmente debido al desarrollo de la astronomía infrarroja, para la cual el polvo cósmico es prácticamente transparente. En 1947, Stebbins y A. Whitford, utilizando una célula fotoeléctrica, exploraron el ecuador galáctico a una longitud de onda de 1,03 μm , pero no detectaron una fuente infrarroja discreta [33] . VI Moroz en 1961 llevó a cabo un escaneo similar de las cercanías de Sgr A a una longitud de onda de 1,7 μm y también fracasó [34] . En 1966, E. Böcklin escaneó la región de Sgr A en el rango de 2,0 a 2,4 µm y descubrió por primera vez una fuente que se correspondía en posición y tamaño con la fuente de radio Sagittarius-A. En 1968, E. Böcklin y G. Neugebauer escanearon longitudes de onda de 1,65, 2,2 y 3,4 μm con una resolución de 0,08-1,8 " y descubrieron un objeto de estructura compleja, que constaba de una fuente principal de infrarrojos con un diámetro de 5 ', un objeto compacto en su interior, una región de fondo ampliada y varias fuentes estelares compactas muy próximas a la fuente principal [35] .

A mediados de la década de 1970, se inició la investigación sobre las características dinámicas de los objetos observados. En 1976, E. Wollman, utilizando métodos espectrales (se utilizó la línea de emisión de neón Ne II ionizado individualmente con una longitud de onda de 12,8 μm ) investigó la velocidad de los gases en una región con un diámetro de 0,8 pc alrededor del centro galáctico. Las observaciones han mostrado un movimiento simétrico del gas con velocidades de unos 75 km/s . A partir de los datos obtenidos, Wollman realizó uno de los primeros intentos de estimar la masa de un objeto, presumiblemente ubicado en el centro de la galaxia. El límite de masa superior obtenido por él resultó ser 4⋅10 6 M ⊙ [36] .

Detección de fuentes infrarrojas compactas

Un aumento adicional en la resolución de los telescopios permitió identificar varias fuentes de infrarrojos compactos en la nube de gas que rodea el centro de la galaxia. En 1975, E. Böcklin y G. Neugebauer compilaron un mapa infrarrojo del centro de la galaxia para longitudes de onda de 2,2 y 10 μm con una resolución de 2,5″, sobre el que se identificaron 20 fuentes aisladas, denominadas IRS1-IRS20 [37] . Cuatro de ellos (1, 2, 3, 5) coincidieron posicionalmente con los componentes de la fuente de radio Sgr A conocida a partir de observaciones de radio . La naturaleza de las fuentes aisladas se ha discutido durante mucho tiempo. Uno de ellos ( IRS 7 ) ha sido identificado como una estrella supergigante joven y varios otros como gigantes jóvenes. IRS 16 resultó ser un cúmulo muy denso (10 6 M ⊙ por pc 3 ) de estrellas gigantes y enanas. Las fuentes restantes fueron presumiblemente nubes H II compactas y nebulosas planetarias, algunas de las cuales contenían componentes estelares [38] . La velocidad longitudinal de las fuentes individuales estuvo dentro de ±260 km/s , el diámetro fue de 0,1 a 0,45 pc , la masa fue de 0,1 a 10 M⊙ y la distancia desde el centro de la galaxia fue de 0,05 a 1,6 pc . La masa del objeto central se estimó en 3⋅10 6 M ⊙ , el mismo fue el orden de la masa distribuida en el área con un radio de 1 pc alrededor del centro. Dado que el probable error en el cálculo de las masas era del mismo orden, se admitía la posibilidad de la ausencia de un cuerpo central, mientras que la masa distribuida en un radio de 1 pc se estimaba en 0,8–1,6⋅10 7 M ⊙ [39] .

La siguiente década se caracterizó por un aumento gradual en la resolución de los instrumentos ópticos y el descubrimiento de una estructura cada vez más detallada de fuentes infrarrojas. En 1985 quedó claro que la ubicación más probable del agujero negro central es la fuente designada como IRS 16 . También se detectaron dos potentes corrientes de gas ionizado, una de las cuales giraba en una órbita circular a una distancia de 1,7 pc del centro de la Galaxia, y la segunda en una parabólica a una distancia de 0,5 pc . La masa del cuerpo central, calculada a partir de la velocidad de estos flujos, fue 4,7⋅10 6 M ⊙ para el primer flujo y 3,5⋅10 6 M ⊙ para el segundo [40] .

Observación de estrellas individuales

En 1991 se puso en funcionamiento el detector de matriz infrarroja SHARP I en el telescopio de 3,5 metros del Observatorio Europeo Austral (ESO) en La Silla (Chile). Una cámara con un rango de 1 a 2,5 μm proporcionó una resolución de 50 μs por píxel de la matriz. Además, se instaló un espectrómetro 3D en el telescopio de 2,2 metros del mismo observatorio.

Con la llegada de los detectores infrarrojos de alta resolución, se hizo posible observar estrellas individuales en las regiones centrales de la Galaxia. Un estudio de sus características espectrales mostró que la mayoría de ellas pertenecen a estrellas jóvenes de varios millones de años. Contrariamente a los puntos de vista previamente aceptados, se descubrió que el proceso de formación de estrellas está ocurriendo activamente en las cercanías de un agujero negro supermasivo. Se cree que la fuente de gas para este proceso son dos anillos planos de gas de acreción descubiertos en el centro de la galaxia en la década de 1980. Sin embargo, el diámetro interior de estos anillos es demasiado grande para explicar el proceso de formación de estrellas en las inmediaciones del agujero negro. Las estrellas dentro de un radio de 1″ del agujero negro (las llamadas " estrellas S ") tienen una dirección aleatoria de momento orbital, lo que contradice el escenario de acreción de su origen. Se supone que se trata de núcleos calientes de gigantes rojas que se formaron en las regiones remotas de la Galaxia y luego migraron a la zona central, donde sus capas exteriores fueron arrancadas por las fuerzas de marea del agujero negro [41] .

Para 1996, se conocían más de 600 estrellas en una región de aproximadamente un parsec (25″) de diámetro alrededor de la fuente de radio Sagittarius A*, y para 220 de ellas, las velocidades radiales se determinaron de manera confiable. La estimación de la masa del cuerpo central fue 2–3⋅10 6 M ⊙ , el radio fue 0.2 sv. años _

En octubre de 2009, la resolución de los detectores infrarrojos alcanzó 0,0003″ (lo que corresponde a 2,5 AU a una distancia de 8 kpc). El número de estrellas dentro de 1 pieza del centro de la Galaxia, para las cuales se han medido los parámetros de movimiento, ha superado las 6000 [42] .

Se han calculado órbitas exactas para las 28 estrellas más cercanas al centro de la Galaxia, la más interesante de las cuales es la estrella S2 . Durante el período de observación (1992-2021), realizó casi dos vueltas completas alrededor del agujero negro, lo que permitió estimar los parámetros de su órbita con gran precisión. El período orbital de S2 es de 15,8 ± 0,11 años , el semieje mayor de la órbita es de 0,12495'' ± 0,00004'' ( 1000 AU ), la excentricidad es de 0,88441 ± 0,00006 y la aproximación máxima al cuerpo central es de 0. 014443'' o 119.54a. E. [1] [10] Las órbitas de S2 y otras estrellas del cúmulo S (S29, S38, S55) resultaron estar cerca de las órbitas de Kepler, aunque también se observan correcciones relativistas (en particular, la precesión directa de Schwarzschild de la orbita). No se observa la precesión retrógrada (newtoniana) de las órbitas, que estaría presente en presencia de una masa suficientemente grande distribuida cerca de los pericentros; esto significa que casi toda la masa que afecta el movimiento de las estrellas se concentra en el centro. Las medidas descartan (con un significado de 3σ) la existencia de una masa distribuida mayor a 7500 M ⊙ dentro de la órbita S2 [1] . La medición precisa de los parámetros orbitales hizo posible estimar la masa del cuerpo central con gran precisión. Según las últimas estimaciones (2021), es igual a

con un error estadístico de 0,012 millones de masas solares y un error sistemático de 0,04 millones M ⊙ [1] .

La contribución a los errores se hace, en particular, por errores en la medición de la distancia del Sol a Sagitario A*; las estimaciones modernas más precisas de esta distancia dan [1]

ordenador personal

El radio gravitatorio de un agujero negro con una masa de 4⋅10 6 masas solares es de aproximadamente 12 millones de km o 0,08 AU. Es decir, 1400 veces menos que la distancia más cercana a la que la estrella S2 se acercó al cuerpo central. Sin embargo, entre los investigadores prácticamente no hay duda de que el objeto central no es un cúmulo de estrellas de baja luminosidad, estrellas de neutrones o agujeros negros, ya que estas, al estar concentradas en un volumen tan pequeño, inevitablemente se fusionarían en poco tiempo en una sola. objeto supermasivo, que no puede ser otra cosa que el agujero negro.

En noviembre de 2004 se descubrió un cúmulo de siete estrellas que orbita a una distancia de 3 años luz alrededor del objeto Sagitario A*. Puede representar el núcleo de un antiguo cúmulo estelar masivo que fue destruido por las fuerzas de las mareas [43] [44] . El movimiento de estas estrellas entre sí muestra que un agujero negro de masa intermedia M = 1300 M ⊙ está entrando en el cúmulo .

También son de cierto interés las observaciones de la estrella S62 . S62 se acerca tanto al SMBH que acelera a aproximadamente el 10% de la velocidad de la luz. A principios de 2020 se publicó un artículo que describe los parámetros de la estrella S62 [45] [46] .

Observaciones de radio con máxima resolución angular

Científicos del Centro Astroespacial FIAN , junto con científicos de la Universidad de California en Santa Bárbara y del Centro Astrofísico Harvard-Smithsonian, están trabajando para aumentar la resolución angular de los elementos del objeto Sagitario A* como parte del proyecto internacional Radioastron [47] . Con base en los resultados del estudio de púlsares usando Radioastron, se predijo que a longitudes de onda de radio de 1,3 centímetros, el interferómetro de radio espacio terrestre más sensible Radioastron puede ver falta de homogeneidad de hasta 300 kilómetros de tamaño (en el medio que rodea un agujero negro). Tales faltas de homogeneidad pueden crear trazas de aproximadamente 1 millonésima de segundo de arco (μas) de tamaño en la "pantalla" de gas y polvo, que es la resolución límite del sistema tierra-espacio, que consiste en un radiotelescopio orbital de 10 metros en la nave espacial Spektr-R, varios observatorios de radio de la red VLBA y el radiotelescopio ultrapreciso de 100 metros Green Bank (EE. UU.) [48] . Los resultados de las observaciones confirmaron la resolución y mostraron la presencia de tales faltas de homogeneidad. El próximo avistamiento de Sagitario A* está previsto para marzo de 2015, lo que proporcionará una imagen aún con mayor detalle.

Evidencia de actividad reciente

Las observaciones realizadas en el observatorio espacial Integral ( Agencia Espacial Europea ) por un equipo de astrónomos rusos dirigido por Mikhail Revnivtsev muestran que la nube molecular gigante Sgr B2 cerca de Sgr A* es una fuente de rayos X duros, lo que puede explicarse por la reciente alta luminosidad Sgr A* [49] . Esto significa que en un pasado muy reciente ( hace 300–400 años ) Sgr A* podría haber sido un núcleo galáctico activo típico de baja luminosidad ( L ≈ 1.5⋅10 39 erg/s en el rango de 2–200 keV ), que, sin embargo, un millón de veces superior a la luminosidad moderna [50] . Esta conclusión fue confirmada en 2011 por astrónomos japoneses de la Universidad de Kioto [51] .

El receptor GRAVITY del Very Large Telescope (VLT) detectó radiación infrarroja emitida por electrones de alta energía en las inmediaciones del objeto masivo Sagittarius A*. Aparentemente, la razón de los tres destellos excepcionalmente brillantes son las interacciones magnéticas de la materia ubicada a una distancia muy cercana del horizonte de eventos de un agujero negro supermasivo y que gira alrededor de él a una velocidad igual al 30% de la velocidad de la luz [52] .

G2 (nube de gas)

La nube de gas G2, descubierta en 2002 [53] , con una masa de aproximadamente tres masas terrestres, se mueve hacia la zona de acreción Sgr A* (a partir de 2012) [54] . Según los cálculos de la órbita, a finales de 2013 debería haber alcanzado el periápside , a 3000 radios del horizonte de sucesos del agujero negro (alrededor de 260 UA, 36 horas luz). Hubo diferentes opiniones sobre el desarrollo posterior de los eventos, ya que la interacción de G2 con Sgr A * está mal predicha, sin embargo, G2 evitó caer en un agujero negro y muchos científicos no lo consideran una nube de gas [55] . Se han observado violaciones de la integridad de la estructura G2 desde 2009 [54] , y no se descartó la posibilidad de su destrucción completa. La acumulación de G2 en Sgr A* podría generar rayos X intensos y otras radiaciones del agujero negro en unas pocas décadas. Según otras suposiciones, una estrella tenue o incluso un agujero negro, del tamaño de una estrella, se esconde dentro de la nube, lo que aumentará la resistencia a las fuerzas de marea de Sgr A *, y la nube debería pasar sin ninguna consecuencia [ 53] . También se supone [56] que la nube puede entrar en interacción con el entorno más cercano del agujero negro y la población de estrellas de neutrones, que se cree que están orbitando el centro galáctico, lo que puede proporcionar información adicional sobre esta región [57] .

La intensidad de acumulación en Sgr A* es inexplicablemente baja para un agujero negro de esta masa [58] y solo puede detectarse debido a su relativa proximidad a nosotros. El paso de G2 cerca de Sgr A* dará a los científicos la oportunidad de aprender mucho sobre la acumulación de materia en los agujeros negros supermasivos. El proceso será monitoreado por los observatorios orbitales Chandra , XMM-Newton , Integral , Swift , GLAST y el Very Large Array basado en tierra . Se espera la confirmación de la participación del Very Large Telescope y el Observatorio Keck [59] . El pasaje está siendo simulado por ESO y LLNL . El monitoreo constante de Sgr A * es realizado por Swift: enlace al sitio .

Mark Morris y sus colegas de la Universidad de California en Los Ángeles (EE. UU.) Usando los instrumentos del Observatorio Keck descubrieron en las cercanías de Sgr A * tres estructuras más similares a G1 y G2: G3, G4 y G5. Presuntamente, tales objetos nacen como resultado de la fusión de estrellas binarias que se han acercado a una distancia peligrosa de un agujero negro. La estrella formada se "hincha" fuertemente y permanece así durante varios millones de años, hasta que se enfría y se convierte en una estrella normal [60] .

Lunas masivas de Sgr A*

Notas

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Literatura

Enlaces

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